VY CANIS MAJORIS: DESCOBRIMENT, CARACTERÍSTIQUES, ESTRUCTURA, FORMACIÓ I EVOLUCIÓ - ART - 2025

VY Canis Majoris és una estrella de la constel·lació de Canis Majoris o Ca Major, on també es troba Sirià. VY Canis Majoris està a uns 4900 anys llum de distància de la Terra i és visible amb binocles i telescopis, mostrant un distintiu color vermell.

Les primeres observacions de VY Canis Majoris (VY CMa) daten de principis de segle XIX. Es deuen a l'astrònom francès Joseph Delalande en 1801, qui la va catalogar com una estrella de magnitud 7.

Figura 1. VY Canis Majoris en la constel·lació d'Orió, és un estel amb un radi milers de vegades més gran que el de el Sol, està envoltada d'una nebulosa consistent en material que l'estrella mateixa llança contínuament. Font: Wikimedia Commons. Judy Schmidt.

Amb les millores en el disseny dels telescopis, els astrònoms de començaments de segle XX ràpidament es van adonar del que singular que és VY CMa, gràcies al seu lluentor variable ja que està embolicada en una complexa nebulosa, plena de grumolls i condensacions.

Per això durant algun temps es va pensar que més aviat era un sistema estel·lar. Aquesta idea està descartada en l'actualitat, encara que alguns astrònoms sostenen que sí que existeix al menys una companya.

Les observacions indiquen que VY CMa és extremadament lluminosa i d'una grandària excepcional, milers de vegades més gran que el Sol. Fins al punt que, d'ocupar el lloc d'aquest, l'estrella s'estendria ni més ni menys que fins a l'òrbita de Saturn.

Definitivament VY CMa es troba en una etapa altament inestable, que precedeix a la fi de la seva vida, perquè l'estrella s'està desprenent ràpidament de les seves capes externes i les llança a l'espai, on s'estenen com una nebulosa al voltant d'ella.

Per això els astrònoms no descarten la possibilitat que en poc temps VY CMa pateixi un esclat de supernova.

Característiques

Els astrònoms estan molt interessats a estudiar a un estel tan singular com VY CMa, perquè la seva informació és decisiva en l'estudi de l'evolució estel·lar.

VY CMa es caracteritza per estar entre les estrelles de major ràdio ia més és de les més lluminoses. També es troba entre les més massives de les estrelles supergegants vermelles, unes estrelles que han recorregut ja un gran tros de la seva vida estel·lar.

VY CMa també és fascinant perquè s'espera que els seus dies acabin d'una manera sobtada, en una gran explosió de supernova. Vegem alguns dels detalls més interessants:

ubicació

VY CMa és visible des de la Terra en la constel·lació de el Ca Major, propera a Sirià ia la constel·lació d'Orió. Dista entre 3900 i 4900 anys llum de la Terra.

No és senzill establir amb precisió la distància, en primer lloc perquè l'estrella no és propera i en segon lloc perquè està llançant material contínuament. Per tant està embolicada en una nebulosa (veure figura 1) que impedeix veure l'atmosfera de l'estrella i dificulta fer estimacions precises.

Figura 2. La constel·lació de el Ca Major i VY CMa assenyalada amb un cercle vermell, a prop a NGC 2362, un cúmul obert ple d'estrelles joves i estrelles en formació. Font: Wikimedia Commons. Canis_major_constellation_map.png: Torsten Bronger.derivative work: Kxx.

variabilitat

Per 1931 ja era un fet que VY CMa experimentava notables variacions en la seva lluentor, de tal manera que va ser descrita com un estel variable de llarg període.

Malgrat que és molt lluminosa, la seva magnitud absoluta oscil·la entre -9.5 i -11.5. Compari amb Sirià, que té magnitud -1.6 i el Sol, l'objecte més brillant que es veu des de la Terra, amb -26.7.

Per identificar les estrelles variables, els astrònoms els assignen un nom format per una o un parell de lletres majúscules, seguit del nom de la constel·lació en la qual es troben.

A la primera variable que es descobreix se li assigna la lletra R, a la següent la S i així successivament. Quan s'acaben les lletres comença una seqüència amb RR, RS i així, de manera que VY CMa és la número 43 entre les estrelles variables de Can Major.

I per què VY CMa o altres estrelles experimenten canvis en la seva lluentor? Pot ser degut a que l'estrella canvia la seva lluminositat, a causa de contraccions i expansions. Un altre motiu pot ser la presència d'un altre objecte que la eclipsi temporalment.

ràdio

Alguns astrònoms estimen el radi de VY CMa fins a 3000 vegades el radi de el Sol. Altres estimacions més conservadores assenyalen una mida de 600 ràdios solars, encara que els mesuraments més recents la situen en 1420 ràdios solars.

El fet que VY CMa està embolicada en una nebulosa de matèria projectada per la mateixa estrella és responsable pel radi variable de l'estrella. Un xifra que fins al moment segueix en discussió.

Per un temps VY CMa va ser l'estrella més gran conegut. Avui dia és superada per UI Scuti (1708 ràdios solars) en la constel·lació de l'Escut i per Westerlund 1-26 (2544 ràdios solars segons alguns, 1500 d'acord a altres) en la constel·lació d'Ara.

massa

No necessàriament per ser una estrella de grans dimensions, es tracta de l'estrella més massiva de totes. A partir de la temperatura i la magnitud (bolométrica) s'estima que la massa actual de VY CMa és de 17 ± 8 masses solars (la massa de el Sol és 1,989 × 10 ^ 30 kg).

VY CMa perd massa a raó de 6 × 10 ^ -4 masses solars cada any, sense comptar amb violentes ejeccions de massa que succeeixen amb freqüència. D'aquesta manera es forma la nebulosa que envolta a l'estrella.

Temperatura i lluminositat

La temperatura de VY Canis Majoris s'estima en 4000 K i una lluminositat entre 200,000 i 560,000 vegades a el de el Sol. La lluminositat equival a la potència (energia per unitat de temps) emesa per l'estrella cap a l'espai.

La lluminositat de el Sol s'utilitza com a referència i unitat per mesurar la potència dels objectes astronòmics. Una (1) lluminositat solar equival a 3.828 × 10 ^ 26 watts.

La temperatura i la lluminositat de VY Canis Majoris la situen a la regió de supergegants de l'diagrama HR de classificació estel·lar.

Figura 3. Diagrama HR de les estrelles. Les supergegants i hipergigantes vermelles com VY Canis Majoris es troben a dalt a la dreta. Font: Wikimedia Commons.

El diagrama HR o Hertzsprung-Russell és una gràfica de la lluminositat de les estrelles en funció de la seva temperatura. La posició que ocupa un estel en aquest diagrama assenyala el seu estat evolutiu i depèn de la seva massa inicial.

Les estrelles que consumeixen hidrogen per formar heli en el seu nucli són les que es troben a la seqüència principal (main sequence), la diagonal d'l'esquema. El nostre Sol està allà, mentre que Propera Centauri està a baix a la dreta, perquè és més freda i petita.

En canvi Betelgeuse, Antares i VY CMa van sortir la seqüència principal, perquè ja se'ls ha acabat l'hidrogen. Llavors van emigrar cap a la línia evolutiva de les estrelles supergegants i hipergigantes vermelles, a la part superior dreta de l'diagrama.

Amb el córrer el temps (astronòmic, és clar) estrelles com el Sol es converteixen en nanes blanques, movent-se cap avall en el diagrama HR. I les supergegants vermelles acaben els seus dies com supernoves.

estructura

Les estrelles són bàsicament enormes esferes de gas compostes d'hidrogen i heli en la seva major part, acompanyats de traces dels altres elements coneguts.

L'estructura de les estrelles és més o menys la mateixa per a totes: un nucli on tenen lloc les reaccions de fusió, una capa intermèdia anomenada mantell o embolcall i la capa externa o atmosfera estel·lar. Amb el temps, el gruix i les característiques d'aquestes capes es van modificant.

Hi ha dues forces que mantenen cohesionada a l'estrella: d'una banda l'atracció gravitatòria que tendeix a comprimir-la i per l'altre la pressió generada des del nucli per les reaccions de fusió, que la s'expandeix.

Figura 4. Una estrella està en equilibri hidrostàtic quan la gravetat que tendeix a comprimir s'equilibra amb la pressió de fusió que la s'expandeix. Font: F. Zapata.

Quan es produeix un desequilibri, com l'esgotament de l'hidrogen, la gravetat preval i el nucli de l'estrella comença a col·lapsar, generant grans quantitats de calor.

Aquesta calor es transmet a les capes adjacents i donen lloc a noves reaccions de fusió que retornen temporalment l'equilibri a l'estrella. Però en el procés, les capes més externes s'expandeixen violentament i l'estrella s'infla, convertint-se en una geganta vermella.

I si la massa inicial de l'estrella era més gran a 8 masses solars, llavors es converteix en una supergegant o un hipergigante, com VY Canis Majoris.

Les estrelles hipergigantes són poc comuns en l'univers, al menys que sapiguem. N'hi ha blaves, blanques, grogues, vermelles… La diferència de color es deu a la temperatura, les blaves són més calentes i les vermelles més fredes.

Quan les estrelles s'acosten a la fin de la seva evolució, adquireixen una estructura en capes de ceba, perquè a mesura que crema elements més pesats, queda una capa més externa de l'element menys dens cremat abans, tal com es veu a la figura.

Per això en VY Canis Majoris s'han detectat compostos químics de la més diversa índole.

Figura 5. Estructura en capes «de ceba» d'una estrella en la fase final d'evolució. Font: European Southern Observatory.

Formació i evolució

A l'igual que totes les estrelles, VY Canis Majoris va haver de formar gràcies al fet que la gravetat es va ocupar de compactar el gas i la pols còsmica en un enorme núvol.

A mesura que passa, la temperatura s'incrementa fins a posar en marxa el reactor nuclear de l'estrella. Llavors sorgeix l'equilibri hidrostàtic entre les forces esmentades abans: la gravetat que compacta i la pressió des del nucli vol expandir a l'estrella.

En aquest punt i sempre d'acord a la seva massa, l'estrella se situa en la seqüència principal. Per VY Canis Majoris va haver de ser a l'esquerra el diagrama, a la regió de les estrelles gegants blaus, però esgotat l'hidrogen, va passar a la línia evolutiva de les hipergigantes.

Les estrelles tan massives solen acabar els seus dies en explosió de supernova, tal com hem dit. Però també poden experimentar pèrdues de massa i passar a ser una gegant blau, al menys durant un breu temps, per a finalitzar els seus dies com una estrella de neutrons o un forat negre.

Comparació amb el Sol

A la imatge següent apareix una comparació entre les mides de VY Canis Majoris i el Sol. No solament es diferencien en grandària, massa i temperatura, sinó que les línies evolutives de les dues són molt diferents.

Figura 6. Mida comparatiu entre el Sol, incloent l'òrbita de la Terra (en el rectangle) i VY Canis Majoris. Font: Wikimedia Commons.

El Sol eventualment sortirà de la seqüència principal i es convertirà en una gegant vermella, estenent la seva mida més enllà de la Terra. Però encara falta molt, ja que el Sol tot just va per la meitat de la seva vida com un estel estable. Porta existint uns 4.603 milers de milions anys.

Encara li queden uns quants més, però per la seva massa, el Sol acabarà els seus dies com una nana blanca, mentre que VY Canis Majoris possiblement ho faci d'una forma molt més espectacular.

referències

1. American Association of variable Star Observers. VY Canis Majoris. Recuperat de: aavso.org.
2. Carroll, B. An Introduction to Modern Astrophysics. 2nd. Edition. Pearson.
3. Martínez, D. L'evolució estel·lar. Vaeliada. Recuperat de: Google Books.
4. Paolantonio, S. La notable estrella variable VY Canis Majoris. Recuperat de: historiadelaastronomia.files.wordpress.com.
5. Rebusco, P. Fusion a l'Univers: where your jewellery menges from. Recuperat de: scienceinschool.org.
6. Wikipedia. Supergegant vermella. Recuperat de: es.wikipedia.org.
7. Wikipedia. VY Canis Majoris. Recuperat de: en.wikipedia.org.